Parametri delle galassie

Caratterizzare le proprietà del gas, stellari e strutturali delle galassie, nonché dei loro aloni di materia oscura, è uno degli obiettivi della mia ricerca. Con i miei colleghi, caratterizziamo le galassie seguendo diverse metodologie, comprese le procedure di machine learning.

La determinazione delle masse stellari, delle popolazioni stellari e dei parametri strutturali è fondamentale per una serie di obiettivi scientifici, in quanto aiutano a vincolare il profilo della materia oscura e la frazione di materia oscura (vedi di più nella scheda Materia oscura e IMF), studiare la relazione dimensione-massa e selezionare particolari classi di galassie (vedi ad esempio la scheda su Galassie ultracompatte massive e "relic"), oppure determinare e studiare come cambiano i gradienti di colore e di popolazione stellare con la massa (vedi scheda su Gradienti di colore).

1. Abbiamo determinato i redshift fotometrici per la DR2 di KiDS in Cavuoti et al. (2015), esplorando un metodo cooperativo, unendo il machine learning al SED fitting, in Cavuoti et al. (2017). Abbiamo anche sviluppato un metodo per calcolare la funzione di densità di probabilità (PDF) dei redshift fotometrici (Cavuoti et al. 2017) e lo abbiamo applicato ai dati KiDS-DR3 (Amaro et al. 2019). In Li et al. (2022) abbiamo sviluppato un metodo che applica reti neurali convoluzionali e di deep learning a immagini e cataloghi di galassie per determinare i loro redshift fotometrici.
2. Abbiamo determinato i parametri strutturali per KiDS-DR3 utilizzando il classico fit di profili di Sérsic in Roy et al. (2018) e abbiamo iniziato a sviluppare un approccio di machine learning in Li et al. (2022)
3. In Bisigello et al. (2020) troverai come selezionare le galassie quiscenti e le galassie che formano stelle con i dati di Euclid e da terra. Le reti neurali di deep learning e le CNN possono essere utilizzate per determinare i parametri fisici (massa stellare e tasso di formazione stellare) utilizzando i dati di Euclid e Rubin (Bisigello et al. 2022).
4. Il machine learning può essere utilizzato anche per determinare le proprietà della materia oscura delle galassie, a partire dalle loro proprietà stellari, strutturali e cinematiche (von Marttens et al. 2022).

Galassie Ultra-compatte massive

Si pensa che le galassie ellittiche massive (e passive) si siano formate attraverso uno scenario a 2 fasi (Oser et al. 2010). Una serie di processi dissipativi intensi e veloci formano le parti centrali di queste galassie a z > 2, generando, dopo che la formazione stellare si è fermata, galassie compatte, massive e quiescenti con dimensioni ∼4 volte più piccole delle galassie massive locali. Esse sono chiamate red nugget (letteralmente "pepite rosse"). Successivamente, una seconda fase, dominata da merging e accrescimento di gas, è responsabile della forte evoluzione strutturale e della crescita in dimensioni (ad es. van Dokkum et al. 2010). Comunque, una piccola frazione di reg nugget può sopravvivere intatta fino ai giorni nostri, senza essere soggetta a merging o interazioni con altre galassie, massicce (M_★ > 8 × 10¹⁰ M_☉) e compatte (R_e < 1.5 kpc): le cosiddette Galassie Relic (Trujillo et al. 2009). Queste vecchie Galassie ultra-compatte e massive (Ultra Compact Massive Galaxies, UCMGs) sarebbero fatte di popolazioni stellari formate "in situ". Quindi essere forniscono una opportunità unica per tracciare la formazione di questa specifica componente stellare, che è mescolata con popolazioni accresciute nelle normali galassie passive giganti. Le galassie relic sono i sistemi perfetti per studiare in gran dettaglio i processi che regolano la formazione delle galassie massive nell'Universo ad alto z. Nell'Universo locale una vera galassia relic è stata trovata e studiata in gran dettaglio (NGC 1277, Trujillo et al. 2009, 2014; Ferré-Mateu et al. 2017). Anche se le UCMG restano estremamente rare nell'Universo locale, il loro numero aumenta a redshift più alti (0.2 < z < 0.7), così è cruciale aumentare la loro statistica in questi intervalli di redshift.

Abbiamo iniziato un programma a lungo termine per effettuare la ricerca delle UCMG all'interno della survey KiDS, e vari follow-up: validazione spettroscopica, fotometria e spettroscopia ad alta risoluzione.

Alla ricerca delle UCMG

Con KiDS ci stiamo focalizzando sulla ricerca di UCMG (Tortora et al. 2016, 2018). Questa analisi richiede un vasto campione di UCMG, scoperte grazie alle grandi aree osservate, e follow-up spettroscopici per determinarne i redshift spettroscopici, validarle, e studiare le sistematiche che influenzano la loro selezione. KiDS offre l'oppostunità di osservare grandi aree di cielo (1350 gradi quadrati alla fine della survey) con un buon seeing (FWHM ∼ 0.65, in media, in banda r). Tra le altre, la qualità delle immagini di KiDS rende i dati perfetti per misurare i parametri strutturali delle galassie (abbiamo studiato l'evoluzione delle dimensioni di galassie early-type, ETG, e late-type, LTG, in Roy et al. 2018), includendo gli oggetti compatti. Abbiamo effettuato la prima ricerca di UCMG in KiDS in Tortora et al. (2016). Poi, abbiamo aggiornato analisi e risultati in un secondo articolo della serie (Tortora et al. 2018), selezionando UCMG nei 333 gradi quadrati della terza release di dati di KiDS, discutendo i primi risultati ottenuti dalla nostra campagna spettroscopica e discutendo le abbondanze numeriche in funzione dei redshift. Abbiamo trovato ∼3 candidate UCMG per grado quadrato, che corrisponde a ∼1 per cento dell'intera popolazione di galassie con M_★ > 8 × 10¹⁰ M_☉. L'abbondanza numerica delle UCMG si riduce di circa 10 volte tra z = 0.5 and z = 0, che è una grande variazione se confrontata con quella delle galassie passive di dimensioni ordinarie, suggerendo una evoluzione dipendente dalle dimensioni. Nella figura allegata (estratta da Tortora et al. 2018) presento le abbondanze numeriche in funzione del redshift, e i risultati sono confrontati con altri lavori estratti dalla letteratura. Leggi Tortora et al. (2018) per maggiori dettagli. In Tortora et al. (2020) abbiamo studiato il ruolo dell'ambiente, trovando che le UCMGs (e anche le galassie relic) non sono speciali per il ruolo che l'ambiente ha avuto su di esse, ma sono il prodotto della natura stocastica dei merging, indipendentemente dall'ambiente globale nel quale esse vivono.

Follow-up

Abbiamo iniziato una campagna spettroscopica utilizzando diversi telescopi situati in diverse parti del globo, per coprire l'intera area di KiDS durante l'intero anno solare. L'approccio multi-sito permette di corprire le due aree di KiDS (KiDS-North da La Palma e KiDS-South dal Cile), mentre l'approccio multi-telescopio permette di ottimizzare l'esposizione in accordo alla luminosità dei candidati (da r ∼ 18.5 a 20.5). Abbiamo pianificato di osservare le candidate UCMG con telescopi di 3-4m e 8-10m (rispettivamente per candidati brillanti e deboli). In Tortora et al. (2018) abbiamo presentato le prime 28 candidate UCMG osservate con NTT e TNG, e presentiamo i dati per altre 33 galassie, osservate con TNG e INT, in Scognamiglio et al. (2020).

Grazie al Large Program INSPIRE, otterremmo spettri di alta risoluzione per un sottocampione di UCMG usando X-Shooter, per permetterà la misura delle popolazioni stellari e della IMF. L'obiettivo è di stimare l'età di questi sistemi e mostrare che è confrontabile con l'età dell'Universo, confermando la loro natura di galassie relic. Noi deriveremo anche una stima del contenuto di metalli e della disperzione di velocità e vincoli sulla IMF, per testare lo scenario a 2-fasi, e capire l'origine di tali oggetti rari e peculiari, tracciando la storia evolutiva delle galassie passive massive.

Nell'articolo pilota (Spiniello et al. 2020), presentiamo la scoperta delle prime due galassie relic con redshift 0.15 < z < 0.5. In Spiniello et al. (2021) presentiamo i dati per 19 candidate relic, confermando 10 di queste come galassie relic.

Visita la home-page del progetto INSPIRE.

La nostra lista di articoli:

1. The INvestigate Stellar Population In RElics (INSPIRE) Project - Scientific Goals and Survey Design (Spiniello, Tortora et al. 2021, Msngr, 184, 26)
2. INSPIRE: INvestigating Stellar Population In RElics. II. First data release (DR1) (Spiniello, Tortora et al. 2021, A&A, 654, 136)
3. INSPIRE: INvestigating Stellar Population In RElics - I. Survey presentation and pilot program (Spiniello, Tortora et al. 2020, A&A, 646, 28)
4. Nature versus nurture: relic nature and environment of the most massive passive galaxies at z < 0.5 (Tortora et al. 2020, A&A, 638L, 11)
5. Building the Largest Spectroscopic Sample of Ultracompact Massive Galaxies with the Kilo Degree Survey (Scognamiglio et al. 2020, ApJ, 893, 4)
6. The first sample of spectroscopically confirmed ultra-compact massive galaxies in the Kilo Degree Survey (Tortora et al. 2018, MNRAS, 481, 4728)
7. Evolution of galaxy size-stellar mass relation from the Kilo-Degree Survey (Roy et al. 2018, MNRAS, 480, 1057)
8. Towards a census of supercompact massive galaxies in the Kilo Degree Survey (Tortora et al. 2016, MNRAS, 457, 2845)

Materia oscura e IMF

Nel modello cosmologico di riferimento le strutture evolvono gerarchicamente (dalle strutture più piccole a quelle più grandi), partendo dall'instabilità gravitazionale delle piccole fluttuazioni primoridali della materia oscura. Nelle buche di potenziale così formatesi, il gas precipita, si condensa e inizia a produrre stelle. Poi, queste strutture evolvono gerarchicamente, il merging induce una evoluzione nelle dimensioni, che viene osservata nelle galassie più massive. Pertanto è naturale puntare a quantificare la quantità di materia oscura nelle galassie. Questo obiettivo può essere ottenuto utilizzando informazioni sulle popolazioni stellari insieme alla dinamica e/o al lensing gravitazionale.

Ho fornito un forte contributo a questo campo di ricerca negli ultimi anni, derivando vincoli sul contenuto di materia oscura, sul profilo totale di massa e sulla Initial Mass Function (IMF).

Abbiamo analizzato la frazione di materia oscura all'interno del raggio efficace in funzione di massa, raggio efficace, densità media ed età, studiando l'impatto della IMF e il profilo totale di massa in galassie early-type (ETG) locali (Tortora et al. 2009, 2012, 2013, 2014a, 2016; Napolitano, Romanowsky & Tortora 2010) e ad alto redshift (Cardone et al. 2009, Cardone & Tortora 2010, Cardone et al. 2011, Tortora et al. 2010, 2014b, 2018).

Abbiamo anche affrontato il problema della IMF (Tortora et al. 2013, 2014a), vincolandola usando le equazioni di Jeans. Noi mostriamo che la IMF non è universale nelle ETG, e che varia in funzione della dispersione di velocità e della massa delle galassie. E dimostriamo anche che la IMF resta non universale anche se la gravità è modificata (MOND, Tortora et al. 2014; Gravità emergente, Tortora et al. 2018). In Tortora et al. (2016) abbiamo fornito la prima analisi completa del contenuto di materia oscura e della IMF in ellittiche nane.

In Tortora et al. (2014a) abbiamo mostrato che la pendenza della distribuzione totale di massa nelle regioni centrali delle ETG non è universale e varia con la massa stellare. Ciò può essere legato al ruolo differenziale in funzione della massa della dissipazione e dei merging (come mostrato dalle simulazioni, Remus et al. 2013). Avevamo già trovato indicazioni in favore di tale "non-omologia" nei profili totali di massa in Tortora et al. (2009), confrontando le osservazioni con simulationi a N corpi. Combinando i risultati relativi a ETG di grande massa ed ellittiche nane, mostriamo che la frazione di materia oscura segue un andamento con la massa stellare a forma di U, con un minimo in corrispondenza di una massa di M_★ ≈ 3 × 10¹⁰ M_☉. La stessa scala di massa emerge dall'analisi dei gradienti di colore (Tortora et al. 2010) e delle slope del profilo totale di massa (Tortora et al. 2019). In Tortora et al. (2019) mostriamo anche che il profilo della densità totale di massa in galassie late-type è sempre più ripido in funzione della massa. La differenza nella pendenza del profilo totale di massa tra ellittiche nane e galassie late-type può essere compresa ricorrendo alla considerazione che nelle galassie late-type, il feedback stellare, legato ad attività di formazione stellare più prolungata, causa una trasformazione dei profili di materia oscura: da profili ripidi iniziali (cupidi) a profili meno ripidi. Questi risultati vengono mostrati nella figura a destra (estratta da Tortora et al. 2019). Studiando l'evoluzione con il redshift della frazione di materia oscura centrale in ETG con alta massa, in Tortora et al. (2014b, 2018), mostriamo che le ETG a bassi redshift sono più grandi e maggiormente dominate dalla materia oscura (se la IMF è fissata) rispetto alle loro controparti a redshift maggiori, e troviamo che i minor merging spiegano questi risultati.

Lista degli articoli:

1. SEAGLE - III: Towards resolving the mismatch in the dark-matter fraction in early-type galaxies between simulations and observations (Mukherjee, S. et al. 2022, MNRAS, 509, 1245)
2. Central dark matter in early-type galaxies (Tortora, C. & Napolitano, N.R. 2021, Frontiers in Astronomy and Space Sciences, 8, 197)
3. The dark matter halo masses of elliptical galaxies as a function of observationally robust quantities (Sonnenfeld, A. et al. 2021, arXiv:211011966S)
4. The weak lensing radial acceleration relation: Constraining modified gravity and cold dark matter theories with KiDS-1000 (Brouwer M.M. et al., 2021, A&A, 650, 113)
5. The dichotomy of dark matter fraction and total mass density slope of galaxies over five dex in mass (Tortora et al. 2019, MNRAS, 489, 5483)
6. Testing Verlinde's emergent gravity in early-type galaxies (Tortora et al. 2018, MNRAS, 473, 2324)
7. The last 6 Gyr of dark matter assembly in massive galaxies from the Kilo Degree Survey (Tortora et al. 2018, MNRAS, 473, 969)
8. Dark matter and IMF normalization in Virgo dwarf early-type galaxies (Tortora et al. 2016, MNRAS, 455, 308)
9. Evolution of central dark matter of early-type galaxies up to z ~ 0.8 (Tortora et al. 2014, MNRAS, 445, 162)
10. Systematic variations of central mass density slopes in early-type galaxies (Tortora et al. 2014, MNRAS, 445, 115)
11. MOND and IMF variations in early-type galaxies from ATLAS^3D (Tortora et al. 2014, MNRAS, 438L, 46)
12. An Inventory of the Stellar Initial Mass Function in Early-type Galaxies (Tortora et al. 2013, ApJ, 765, 8)
13. SPIDER - VI. The central dark matter content of luminous early-type galaxies: Benchmark correlations with mass, structural parameters and environment (Tortora et al. 2012, MNRAS, 425, 577)
14. Secondary infall model and dark matter scaling relations in intermediate-redshift early-type galaxies (Cardone et al. 2011, MNRAS, 416, 1822)
15. Dark matter scaling relations in intermediate z haloes (Cardone & Tortora 2010, MNRAS, 409, 1570)
16. Central Dark Matter Trends in Early-type Galaxies from Strong Lensing, Dynamics, and Stellar Populations (Tortora et al. 2010, ApJ, 721, L1)
17. The central dark matter content of early-type galaxies: scaling relations and connections with star formation histories (Napolitano et al. 2009, MNRAS, 405, 2351)
18. The global mass-to-light ratio of SLACS lenses (Cardone et al. 2009, A&A, 504, 769)
19. Central mass-to-light ratios and dark matter fractions in early-type galaxies (Tortora et al. 2009, MNRAS, 396, 1132)

Gradienti di colore, popolazioni stellari e M/L

I vari processi fisici che guidano l'evoluzione galattica regolano la formazione stellare sia nelle regioni centrali che nelle periferie, generando dei gradienti nelle popolazioni stellari in funzione del raggio, che lasciano una traccia nei colori delle galassie.

In Tortora et al. (2010) abbiamo studiato i gradienti nei colori e nelle popolazioni stellari in un campione di galassie SDSS locali. I gradienti di colore (e di metallicità) in galassie late-type (LTG) diventano più ripidi in funzione della massa, mentre l'andamento per le early-type (ETG) si inverte in corrispondenza di una massa pari a M_★ ∼ 3 × 10¹⁰ M_☉: decrescendo e aumentando in maniera sistematica rispettivamente a basse ed alte masse. Tale risultato osservativo è interpretato con una diversa efficienza del feedback di supernovae, merging di galassie e feedback da AGN a basse ed alte masse (vedi l'immagine sulla destra, dove il colore è graficato in funzione della massa stellare, e i principali processi fisici sono mostrati). In Tortora et al. (2011), fittando spettri sintetici alla fotometria SDSS abbiamo derivato anche i gradienti dei rapporti massa-luminosità stellari (M/L). Troviamo che i gradienti negli M/L sono fortemente correlati con i gradienti di colore. Essi seguono andamenti con massa stellare e tipo di galasia simili a quelli trovati per i gradienti di colore e di metallicità. I gradienti di M/L nelle LTG dovrebbero avere un effetto maggiore sulle stime di materia oscura, mentre le ETG presentano dei gradienti più piatti.

In Tortora & Napolitano (2012) abbiamo investigato il ruolo dei merging di galassie. Sia i colori ottici che i gradienti di M/L sono meno ripidi in galassie centrali che vivono in ambienti più densi. Dall'altro lato, le galassie satelliti non mostrano alcuna differenza in funzione dell'ambiente. Nelle galassie centrali, mostriamo che gli andamenti osservati possono essere spiegati grazie all'intervento di "dry merging" (più numerosi in ambienti più densi) che, mescolando le popolazioni stellari, producono gradienti di colore meno ripidi.

A basse masse i gradienti diventano sempre più ripidi all'aumentare della massa, e questo andamento viene anche confermato dall'analisi di galassie satelliti in gruppi e ammassi in simulationi ad N corpi in Tortora et al (2011). I processi legati all'ambiente sono importanti, infatti troviamo che le galassie nane negli ammassi di galassie hanno gradienti più ripidi rispetto alle nane nei gruppi. Infine, Tortora et al (2013) hanno analizzato l'evoluzione dei gradienti di colore predetti da modelli idrodinamici di ETG in Pipino et al. (2008), che riproducono i gradienti nelle abbondanze chimiche, metallicità e colori delle ETG a redshift z < 1.

1. Colour gradients of high-redshift early-type galaxies from hydrodynamical monolithic models (Tortora et al 2013, MNRAS, 435, 786)
2. Stellar population gradients from cosmological simulations: dependence on mass and environment in local galaxies (Tortora et al 2011, MNRAS, 411, 627)
3. Population Gradients in the SDSS Galaxy Catalog. The role of merging (Tortora & Napolitano 2012, MNRAS, 421, 2478)
4. Stellar mass-to-light ratio gradients in galaxies: correlations with mass (Tortora et al. 2011, MNRAS, 418, 1557)
5. Colour and stellar population gradients in galaxies: correlation with mass (Tortora et al. 2010, MNRAS, 407, 144)

Alternative alla materia oscura

L'esistenza della materia oscura è uno dei più grandi misteri dell'astrofisica e dalla cosmologia moderna, perché si pensa che domini il contenuto di materia in galassie e ammassi di galassie, ma è elusiva, interagirebbe molto poco con la materia standard e non è stata ancora rivelata dagli esperimenti. Pertanto, sono stati proposti modi alternativi per risolvere il problema della massa mancante.

Abbiamo analizzato galassie early-type (ETG) all'interno della Gravità Newtoniana modificata di MOND (MOdified Newtonian Dynamics) e la nuova idea rivoluzionaria di Verlinde (2016), cioè la Gravità Emergente. In Tortora et al. (2014) e Tortora et al. (2018), mostriamo, per la prima volta, e con un'analisi sistematica unica, che all'interno di uno scenario di gravità modificata, la IMF non è univerale, come trovato con gravità ordinaria. Ho anche fornito un contributo allo studio del limite di campo debole di teorie f(R). In questo regime, sebbene un termine addizionale a la Yukawa si aggiunga al termine Newtoniano della Relatività Generale, per spiegare il moto di particelle con massa, il moto di particelle senza massa (ad esempio i fotoni) non ne vengono influenzati, grazie ad una opportuna cancellazione nel limite post-Newtoniano (Lubini et al. 2011). Abbiamo anche fittato i profili di dispersione di tre galassie ellittiche massive con un potenziale simil-Yukawa (Napolitano et al. 2012).

1. Testing Verlinde's emergent gravity in early-type galaxies (Tortora et al. 2018, MNRAS, 473, 2324)
2. MOND and IMF variations in early-type galaxies from ATLAS^3D (Tortora et al. 2014, MNRAS, 438L, 46)
3. Testing Yukawa-like Potentials from f(R)-gravity in Elliptical Galaxies (Napolitano et al. 2012, ApJ, 748, 87)
4. Probing the dark matter issue in f(R)-gravity via gravitational lensing (Lubini et al. 2011, EPJC, 71, 1834)
5. The modified Newtonian dynamics Fundamental Plane (Cardone et al. 2011, MNRAS, 412, 2617)

Il ciclo dei barioni

Sono coninvolto nel PRIN-SKA ESKAPE-HI, un progetto nazionale che si è posto l'obiettivo di esplorare le proprietà stellari e del gas in popolazioni di galassie in funzione del redshift, in funzione di massa ed ambiente, preparando la strada per le survey di gas HI con SKA. Sto lavorando sia a predizioni di HI con SKA e precursori, sia a relazioni di scala a bassi ed alti redshift.

La metallicità e il contenuto di gas sono intimamente legati all'intero ciclo di scambio dei barioni nelle galassie. Per quantificare questa relazione e ottenere informazioni sui processi fisici che la regolano, in Ginolfi et al. (2019) ambbiamo messo assieme il campione "MAGMA" (Metallicity And Gas for Mass Assembly), che consiste di ∼400 galassie locali, che coprono un range di parametri mai coperto prima: copre più di 5 ordini di magnitudine nella massa stellare, formazione stellare e massa del gas, e quasi un fattore 2 in metallicità. Troviamo che le relazioni di scala tra M_★, SFR, metallicità (Z) e M_gas (che include gas HI e H2) richiede solo due dimensioni per descrivere l'ipersuperficie. In particolare, per accomodare la curvatura nel piano M_★-Z, abbiamo anche applicato una PCA "a pezzi" che predice in maniera efficiente le metallicità osservate con un accuratezza di ∼0.07 dex. La massa di break ottenuta, cioè M_break ∼ 2 × 10¹⁰ M_☉, è il valore che minimizza lo scatter. Questo valore è simile alla massa caratteristica che emerge da altre osservazioni (gradienti di colore, Tortora et al. 2010; frazione di materia oscura e slope del profilo totale di massa, Tortora et al. 2016, 2019). Presentiamo anche una nuova relazioone per esprimere M_gas come combinazione lineare di M_★ e SFR, con un'accuratezza di ∼0.2 dex.

Nel secondo articolo della serie (Hunt et al. 2020) abbiamo studiato il contenuto di gas e l'efficienza della formazione stellare, separando il contributo del gas atomico e molecolare. Ci siamo concentrati sull'analisi del feedback preventivo, ovvero la (mancanza di) disponibilità di barioni freddi nell'alone, e l'inefficienza del processo di formazione stellare, la conversione del gas disponibile nelle stelle. Confermiamo che il gas atomico svolge un ruolo chiave nel ciclo barionico ed è un ingrediente fondamentale per la formazione stellare attuale e futura, specialmente nelle galassie nane.

In Tortora et al. (2021), il terzo articolo della serie, abbiamo studiato il feedback eiettivo, la produzione di energia e momento e l'espulsione di materiale. In particolare, abbiamo adottato un modello di evoluzione chimica galattica standard, il quale possiamo quantificare gli outflow stellari. Il modello risultante riproduce molto bene la relazione massa-metallicità locale e gli andamenti osservati della metallicità in funzione della frazione di gas. Sebbene la differenza dei mass loading tra gas accresciuto ed espulso sia estremamente difficile da vincolare, troviamo indicazioni che, in media, la quantità di gas acquisito attraverso l'accrescimento è più o meno lo stesso del gas perso attraverso gli outflow, una condizione che corrisponde approssimativamente a uno scenario di "equilibrio del gas". In accordo con i lavori precedenti, i metal loading del vento mostrano un forte aumento verso masse e velocità inferiori, indicando che le galassie di piccola massa sono più efficienti nell'espellere metalli, modellando così la relazione massa-metallicità.

1. Scaling relations and baryonic cycling in local star-forming galaxies. III. Outflows, effective yields and metal loading factors (Tortora et al. 2021, arXiv:2110.06946)
2. Scaling relations and baryonic cycling in local star-forming galaxies. II. Gas content and star-formation efficiency (Hunt et al. 2020, A&A, 643, 180)
3. Scaling relations and baryonic cycling in local star-forming galaxies. I. The sample (Ginolfi et al. 2020, A&A, 638, 4)

Uno sguardo alle Nubi di Magellano

Nelle mie attività di ricerca non ci sono solo galassie, ma anche ammassi stellari e strutture nell'Universo locale.

1. Abbiamo caratterizzato i parametri strutturali di 170 ammassi stellari nella Piccola Nube di Magellano (SMC, Gatto et al. 2021).
2. Abbiamo scoperto YMCA-1, un ammasso stellare di piccola massa e bassa luminosità che è probabilmente associato alla Grande Nube di Magellano (LMC), risiede in una regione di transizione nel piano luminosità-raggio a metà luce, tra le galassie nane ultradeboli e gli ammassi vecchi (Gatto et al. 2021, Gatto et al. 2022).
3. Abbiamo dimostrato che KMHK 1762 è il terzo o quarto ammasso stellare nella age gap, confermato nella LMC (Gatto et al. 2022).
4. Intorno alla LMC, abbiamo scoperto la Northeast structure (NES), una nuova sottostruttura stellare diffusa che si estende per oltre 5 gradi dal confine nord-est della LMC (Gatto et al. 2022).